Цифровой журнал «Компьютерра» № 113

Казалось бы, с первой частью всё относительно понятно. Настоящая галактика состоит из звёзд, которые удерживаются от разлёта силами тяготения. Тут, правда, есть потенциальные эволюционные шероховатости. Изначально в галактике (в частности, в Галактике) звёзд нет; она состоит только из газа, который постепенно переходит в звёзды в процессе эволюции системы. Стало быть, галактика становится галактикой не сразу, а постепенно. Но на это, в конце концов, можно закрыть глаза. Над моментом перехода не-галактики в галактику должны были ломать голову цивилизации, жившие миллиарды лет назад, а сейчас в большинстве галактик доминируют именно звёзды, а не газ.

Со второй частью несколько сложнее. Уиллман и Стрейдеру кажется некорректным отличать галактики от скоплений по наличию тёмного вещества, поскольку его пока никто не видел, поэтому они предлагают более осторожную формулировку. Массу звёздной группировки можно оценить двумя способами — по суммарной светимости звёзд и по скоростям их движения (предполагая, что группировка находится в динамическом равновесии и звёзды движутся по законам ньютоновской гравитации). Первая оценка даёт массу видимого, барионного вещества, вторая — «гравитационную» массу. Если обе оценки примерно совпали, значит, система описывается сочетанием видимых барионов и закона всемирного тяготения и на галактику не тянет.

А вот если гравитационная масса оказалась больше массы видимого вещества, объект следует считать галактикой! Хотя даже сами авторы признают, что во многих случаях этот критерий может оказаться обманчивым. В частности, оценка гравитационной массы справедлива лишь для систем, в которых движение звёзд «устаканилось», пришло в равновесие с собственным гравитационным полем системы. А если система в недалёком прошлом прошла через какой-то катаклизм, о котором мы не знаем, например, испытала тесное сближение или столкновение с другой системой? Звёзды в ней будут двигаться быстрее, чем при равновесии, и оценка гравитационной массы окажется сильно завышенной.

Кроме того, скорости звёзд очень трудно измерить, поэтому иногда предлагается косвенный критерий: наличие звёзд нескольких поколений. В маломассивных скоплениях первый эпизод звёздообразования оказывался и последним, поскольку первые же вспышки сверхновых выбрасывали из скопления остатки газа, не вошедшего в звёзды. В более массивных галактиках часть газа сохранялась после первого эпизода и становилась сырьём для последующих вспышек звёздообразования. По этому критерию в галактики пришлось бы переквалифицировать самое массивное шаровое скопление в нашей Галактике — Омега Центавра. Но его гравитационная масса согласуется с видимой, как положено как раз скоплению!

Ещё одна близкая система, которую по наличию нескольких поколений звёзд следует отнести к галактикам, — Willman 1 (по имени Бет Уиллман). Но какая же это галактика?! Это недоразумение, светимость которого лишь в несколько сотен раз превосходит светимость Солнца. По всей видимости, в данном случае мы наблюдаем не полноценную галактику, а руины, оставшиеся на месте некогда существовавшей «нормальной» галактики. Но нужно ли называть систему галактикой только за то, что в каком-то далёком прошлом она и на самом деле ею была? Пока же получается, что мы одним и тем же термином обозначаем даже не группы, а группки из нескольких тысяч звёзд и системы-монстры, количество звёзд в которых исчисляется триллионами.

Может показаться, что это не такая уж большая проблема. Мы же не мучаемся сомнениями, называя деревом и стометровую секвойю, и саженец яблони. (Правда, даже скромная ромашка и секвойя различаются по массе в меньшее количество раз, чем самая большая и самая маленькая галактика.) Но за поисками корректного определения скрывается не просто желание разложить всё по полочкам, а желание разделить два (или более) кардинально различных пути образования структур во Вселенной.

К оглавлению

Голубятня-Онлайн

Голубятня: Дела кромсальные Сергей Голубицкий

Опубликовано 19 марта 2012 года